在天文学中，主要的时间尺度是根据自然界的周期现象——即地球的自转（日）和它绕太阳的公转（年）——来定义的。日又被人为地划分为时、分、秒等间隔。秒长最初被定义为日长的一个固定分数，现在则借由原子的性质来定义（即：对应铯-133原子基态的两个超精细能级之间跃迁的辐射周期的9192631770倍）。

实际上，地球的自转受到进动、章动和潮汐摩擦的作用，以及风、洋流、地球内部物质的运动等微弱而无法预测的影响。因为月球和其他行星对它的引力作用，地球的公转轨道也不是开普勒定律所描绘的完美的椭圆。所以存在着多种“日”和“年”的定义，其中最重要的如下所述，但里面所引用的数值几乎都不是固定常数。

表4 折射

对15°以上的地平高度，可用下式计算折射量R（单位：度）：

式中：p为以毫巴为单位的气压值，T是摄氏温度，a是以度为单位的地平高度。对于15°以下的地平高度，这个简化算式的误差越来越大，故采用更为精确的下式计算：

下表所列之不同高度的折射量（单位：角分）以1013.25毫巴（1个大气压）和10℃的条件计算

书写日期

在天文工作中，日期通常按照单位从大到小的顺序书写，即年、月、日，日的小数或者时、分、秒。例如

2001年1月1日2时34分4.8秒

或2001年1月1.107日

儒略日期（JD）

这是天文学家使用的一种日期系统，它表示的是从某一起始日期开始所经过的日数。在对相距较远的两个日期进行比较时这种计日法非常有用，因为它消除了日历变化的影响。儒略日从格林尼治正午起算，以小数形式表示，而不用时、分等单位。例如，2000年1月1日的格林尼治正午时刻为儒略日期JD2451545.0。儒略日系统的起始点为公元前4713年1月1日的格林尼治正午，它距离现在足够遥远，因此我们所关注的大部分过去的天文事件都发生在正的儒略日期中。每天12点之前的时段属于比日历早1天的儒略日期。午夜时刻的儒略日期可以用下式计算，适用于1901年到2099年：

设公历日期之年、月、日分别为Y，M，D

若M>2则令y=Y，m=M-3；

否则，令y=Y-1，m=M+9；

则

JD=1721103.5+INT（365.25y）+INT（30.6m+0.5）+D

其中，INT表示对括号中的数取整。

要得到格林尼治子夜之后H小时的儒略日，在已经计算出的世界时0时的儒略日基础上加H/24。

例如，计算世界时1989年6月7日18时的儒略日期：

Y=1989，M=6，D=7，H=18

因为M>2，故y=1989，m=3；

0时的儒略日期=1721103.5+INT（726482.5）+INT（92.3）+7=1721103.5+726482+92+7

18时的儒略日期=2447684.5+18/24=JD2447685.25

简化儒略日期（MJD）

在处理当前的日期时，使用简化的儒略日更为便捷。简化儒略日等于儒略日期减去2400000.5。所以，1989年7月7.75日的简化儒略日期为MJD47684.75。注意简化儒略日期始于格林尼治子夜。

日

我们称之为“日”的时间单位是基于地球的自转。相对于太阳的日长（太阳日）比相对于恒星的（恒星日）长约4分钟，因为地球绕太阳的公转运动使得太阳相对于恒星背景的视位置每天都在移动。

太阳日分为两种：真太阳日与平太阳日。

真太阳日

太阳中心连续两次经过子午圈的时间间隔。这个间隔不是固定的，因为地球环绕太阳公转的轨道不是圆形而是椭圆，并且太阳是沿黄道运动而非天赤道。

平太阳

平太阳是一个以匀速沿天赤道运动的假想天体，这样我们可以由此得到一个均匀的时间尺度。

平太阳日

平太阳连续两次经过子午圈的时间间隔，等于真太阳日的平均值。平太阳日用于民用时间。

恒星日

春分点连续两次经过子午圈的时间间隔。恒星日比平太阳日短3分55.91秒。

日出与日没

日出与日没是考虑了地球大气的折射效应后，太阳的上边缘接触地平线的时刻。如果用太阳中心来计算，所得到的日出和日没时刻会与观测结果明显不同。根据在地平处的折射量为34′以及太阳的视半径为16′计算，在日出和日没时，太阳的中心会在地平线之下50′处。表5列出在一年当中不同纬度地区的日出和日没时间。

晨昏蒙影

晨昏蒙影是傍晚日落之后和清晨日出之前的一段时间，此时由于阳光在大气中的散射，天空并不完全黑暗。定义了三种晨昏蒙影：

民用晨光始和昏影终：太阳中心位于地平线下6°。

航海晨光始和昏影终：太阳中心位于地平线下12°。此时，最亮的星星和海平面都可以看到。

天文晨光始和昏影终：太阳中心位于地平线下18°。此时，若天气晴朗，在天顶的6等星可以看到。

晨昏蒙影的时间随着观测地点离赤道的距离而延长。表6列出了一年当中在不同纬度地区的天文晨光始与昏影终的时刻。注意在高纬度地区的夏季，晨昏蒙影在晚上会一直存在。

时间的计量

真太阳时

真太阳时即在日晷上显示的时间，记录的是真太阳在天空中的运动。但真太阳时是不均匀的，因为真太阳在一年中的运动是变化的（见真太阳日）。要获得更均匀的守时，人们采用平太阳时。

表7 一年中各日世界时0 ^h 的时差与太阳黄经、赤纬和赤经。

太阳黄经值四舍五入到度，时差精确到分钟。表中给出赤经为整数小时的最近的日期；赤纬精确到度。要计算其他日期的赤经，每天加4分钟；计算黄经则每天加1度。时差和赤纬值可以直接观察后做内插，表中列出的是太阳视黄经为5度的整倍数时的日期。

表中相邻行日期的间隔在4～6天间变化，这是因为黄经值被四舍五入到最接近的度数，而且地球的椭圆轨道意味着太阳黄经的变化在一年间是不均匀的。

平太阳时

平太阳时是在钟表上显示的时间，真太阳时的不规则性已经被平滑掉了。平太阳时是基于假想的平太阳的运动，尽管它仍然受到地球自转细微变化的影响。平太阳时与真太阳时之差由时差给出。

格林尼治平时（GMT）

格林尼治平时是从午夜起算的、在格林尼治经度上的平太阳时。1928年，在国际天文学联合会的提议下，GMT开始被作为世界时（UT）。在1925年以前，天文学家以格林尼治正午作为GMT的起始点，以避免在一晚上的观测中产生日期的变化。现在这种时间称为格林尼治天文平时（GMAT）

时差

时差是从真太阳时求平太阳时时所作的修正值：

平太阳时=真太阳时-时差

在11月初，时差最大且为正值，真太阳时比平太阳时提前16分钟以上；在二月中，时差为负值，真太阳时比平太阳时落后14分钟。时差在一年中有四次为零，分别发生在4月15日，6月14日，9月1日和12月25日。表7列出一年中不同日期的时差值，精确到分钟。

恒星时

恒星时是春分点自上次经过子午圈后所经历的时间，即春分点在当地的时角。在任何地方，恒星时等于正位于子午圈上的恒星的赤经。

格林尼治恒星时（GST）

在格林尼治地方，春分点自上次经过子午圈后所经历的时间。表8给出一年之中格林尼治恒星时的近似值。这个表用来配合星图，找到在任何日期任何时刻，星空的哪一部分会位于子午圈附近。世界时每日0时的格林尼治恒星时的精确值刊载在天文年历上。可满足大多数要求的较低精度的数据，可以在英国天文学会的手册中找到。

地方恒星时（LST）

要得到本地的恒星时，必须考虑观测点与格林尼治之间的经度差。从格林尼治开始，经度每向东1度，就要在GST上加上4分钟以得到LST（每15°加1小时）。经度每向西1度，就从GST中减去4分钟。

格林尼治时角（GHA）

从格林尼治恒星时中减去其赤经即可得到一颗恒星的格林尼治时角。

地方时角（LHA）

地方恒星时减去恒星赤经即得到当地的恒星时角。或者在GHA加上向东的经度差亦可。

时区

图2显示出地球是如何被划分为24个时区的。每个时区宽15度。0时区的中心线即格林尼治子午线。每个时区内的国家所使用的时间通常和世界时相差整数个小时（也有些相差半小时的倍数）。格林尼治以东的时区的区时比世界时提前，格林尼治以西的区时则落后于世界时。国际日期变更线位于格林尼治子午线在地球的对端，在穿过时日期要改变。

世界时（UT）

基于科学的目的，由1928年开始，格林尼治平时改称为世界时。世界时基于地球的自转，然而精确的观测显示，地球自转有很多不规则性，所以无法再作为一个均匀时间系统的基础。现在定义了几种版本的世界时：

UT0：直接从恒星观测获得的平太阳时。由于地极的移动，UT0的值与观测点位置有关。

UT1：UT0经过对地球极点的微弱漂移作修正后的值。UT1是天文学家和海员们使用的时间。在没有特别说明时，我们所说的UT即指这个时间。

UT2：对UT1进行地球自转速度季节性变化的修正后得到。在1956到1972年间，UT2作为时号的基准。但它作为一个能快速建立的、接近均匀的时间尺度的角色现在已经被国际原子时所取代。

UTC：协调世界时。是从1972年开始广播时号所发布的时间。它是从原子钟获得的，所以协调世界时的秒长严格地等于国际原子时的秒长。根据需要，通过在12月、6月、3月或9月的月末插入或移除1秒的置闰秒方法，UTC与UT1保持在0.9秒的差距内。这种时间尺度被广泛地称为GMT，尽管这个术语已经不再在天文学中使用。

国际原子时（TAI）

国际原子时是由连续计秒的原子钟提供的时间。因为在UTC中引入闰秒以补偿地球自转速率的变化，所以TAI与UTC之差为秒的整倍数。在精确的观测计时中，推荐使用TAI和UTC时间系统。

质心力学时（TDB）

质心力学时是在描述天体相对于太阳系质心的运动时所采用的时间系统，用于推算太阳系内天体的星历表，例如喷气推进实验室所发布的历表。但是从实际的角度考虑，我们需要知道的是从地球中心处看到的太阳系内天体的位置。根据相对论原理，钟的快慢是由所处的引力场的强度决定的。由于地球在椭圆轨道上绕太阳转动，一只假设的位于地球中心的钟是无法保持TDB的，而是可以由此定义一种称为地球时（TT）的系统，并用在地心星历表中。TDB与TT之间的差别不超过1.6毫秒，除了那种对时间要求最为苛刻的工作以外，都可以忽略掉。在1991年前，地球时被称作地球动力学时（TDT）。IAU规定1977年1月1日0时国际原子时对应的地球时为1977年1月1日0时0分32.184秒。

表8：格林尼治恒星时。

所列日期和时刻的格林尼治子午圈上的赤经值。对午夜之后的时刻，在左侧的日期上加1。

中间日期：对于7天或8天间隔的列表，分别在前一个日期的数值上加上分钟数：

非整小时的GST：将分钟数加到表中前一个赤经数值上。例如4月6日17时09分的GST为6时9分。

表9 1900年到2020年间，驻T，即世界时（UT1）落后地球时（TT）的差值。2000.5年之后的数值是按照每年约1秒的变化率预测的，但这个变化率可能不是固定的。

在地球自转的不规则性和由潮汐摩擦造成的总体减速趋势以及其他因素的影响下，世界时（UT1）以每500天1秒的速度慢于地球时（TT）。TT与UT1之差称为驻T。表9给出了驻T的观测值与预测值。驻T只能通过观测确定，所以无法做出很长时间之后的精确预测。

年

回归年

回归年是太阳在天球上从一个春分点运动到下一个春分点所需的时间。由于岁差，春分点在天球上每年退行50.″29，所以在一个回归年中，太阳走过的角度为360°-50.″29。回归年长度为365.24219天。季节的变换是由回归年中太阳的赤纬决定的，所以回归年也是年历中所采用的年长。

恒星年

恒星年是地球相对于天球围绕太阳运转一周的时间。在1个恒星年内，太阳相对于恒星走过正好360°。恒星年长为365.25636日。

近点年

近点年是地球连续两次经过近日点的时间间隔。因为受到行星引力的拉动，地球的近日点在慢慢进动，所以近点年比恒星年稍长。1近点年为365.25964日，在此期间太阳运动了360°+11.″64。

食年

食年太阳返回到同一个月球轨道交点的时间间隔，为346.62008天。由于月球轨道交点每年退行19度，所以食年长度明显短于恒星年。日食和月食只能发生在太阳和月亮位于交点附近的时候，所以食年涉及月食和日食有规律地重复发生的现象。19个食年为6585.78天，和223个朔望月（6585.32天）的沙罗周期几乎一样。

月

朔望月

朔望月是连续的两次朔之间的时间间隔，也称作太阴月。其平均长度为29.53059日，但实际值可在29.27日到29.83日之间。最短的朔望月发生在7月，当时地球接近远日点；而最长的朔望月在1月份，地球在近日点附近时。

恒星月

恒星月是从地球上观察，月球在天球上环行一周的时间，平均值为27.32166日。

回归月

回归月是月球相对于春分点绕地球一周的时间，平均值为 27.32158 天。

近点月

近点月是月球连续两次经过近地点的时间间隔。平均值为27.55455日。

交点月

交点月是月球连续两次经过升交点的时间间隔。平均值为27.21222日。 JgxSwoiF6c3WO/73SzGNpJpQJd631o6e0g4XgJ94MMm949kqGDaVtsTy/r+zB9nd